Планета Венера

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Венера
Venus-real color.jpg
Венера ў натуральных колерах
Арбітальныя характарыстыкі

Эпоха: J2000.0

Перыгелій

107 476 259 км
0,71843270 а. а.

Афелій

108 942 109 км
0,72823128 а. а.

Вялікая паўвось (a)

108 208 930 км
0,723332 а. а.

Эксцэнтрысітэт арбіты (e)

0,0068

Сідэрычны перыяд абарачэння

224,698 дзён

Сінадычны перыяд абарачэння

583,92 дзён

Арбітальная хуткасць (v)

35,02 км/с

Нахіл (i)

3,86° (адносна сонечнага экватара);
3,39458° (адносна экліптыкі);
2,5° (адносна інварыянтнай пласкасці)

Даўгата ўзыходнага вузла (Ω)

76,67069°

Аргумент перыцэнтра (ω)

54,85229°

Спадарожнікі

квазіспадарожнік 2002 VE68

Фізічныя характарыстыкі
Сплюшчанасць

0

Экватарыяльны радыус

6051,5 км

Сярэдні радыус

6051,8 ± 1,0 км

Плошча паверхні (S)

4,60×108 км²
0,902 зямной

Аб'ём (V)

9,38×1011 км³
0,857 зямнога

Маса (m)

4,8685×1024 кг
0,815 зямной

Сярэдняя шчыльнасць (ρ)

5,24 г/см³[1]

Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g)

8,87 м/с²
0,904 g

Першая касмічная хуткасць (v1)

7,328 км/с

Другая касмічная хуткасць (v2)

10,363 км/с

Экватарыяльная хуткасць вярчэння

6,52 км/г

Перыяд вярчэння (T)

243,023 дзён[2]

Нахіл восі

177,36°

Прамое ўзыходжанне паўночнага полюса (α)

18 г 11 хв 2 с
272,76°

Схіленне паўночнага полюса (δ)

67,16°

Альбеда

0,65

Бачная зорная велічыня

−4,7

Вуглавы дыяметр

9.7"–66.0"[3]

Тэмпература
На паверхні

737 К[3][4][5]
(464 °C)

765 К(461,85°C)
Атмасфера[3]
Атмасферны ціск

9,2 МПа (92 бар)[3]

Склад:

~96,5 % вуглякіслы газ (СO2)
~3,5 % азот (N2)
~0,015 % дыяксід серы (SO2)
~0,007 % аргон (Ar)
~0,002 % вадзяны пар (H2O)
~0,0017 % чадны газ (СО)
~0,0012 % гелій (Не)
~0,0007 % неон (Ne)
сераксід вугляроду (OCS) (сляды)
хлоравадарод (HCl) (сляды)
фторавадарод (HF) (сляды)


Венера — другая ўнутраная планета Сонечнай сістэмы з перыядам абароту ў 224,7 зямных сутак. Названая імем Венеры, багіні кахання з рымскага пантэона. Гэта адзіная з васьмі асноўных планет Сонечнай сістэмы, якая атрымала назву ў гонар жаночага бажаства.

Венера — трэці па яркасці аб'ект на небе Зямлі пасля Сонца і Месяца і дасягае бачнай зорнай велічыні ў -4,6. Паколькі Венера бліжэй да Сонца, чым Зямля, яна ніколі не аддаляецца ад Сонца больш чым на 47,8° (для зямнога назіральніка). Лепш за ўсё яна бачная незадоўга да ўзыходу або праз некаторы час пасля заходу Сонца, што дало падставу называць яе таксама Вячэрняя зорка ці Ранішняя зорка.

Венера класіфікуецца як землепадобная планета, і часам яе называюць «сястрой Зямлі», таму што абедзве планеты падобныя памерамі, сілай цяжару і саставам. Аднак умовы на двух планетах вельмі адрозніваюцца. Паверхню Венеры хаваюць надзвычай густыя аблокі сернай кіслаты з высокай адбівальнай здольнасцю, што перашкаджае ўбачыць яе паверхню ў бачным святле (але яе атмасфера празрыстая для радыёхваль, з дапамогай якіх пасля і быў даследаваны рэльеф планеты). Спрэчкі аб тым, што знаходзіцца пад густой воблачнасцю Венеры, працягваліся да дваццатага стагоддзя, пакуль многія з таямніц Венеры не былі прыадкрытыя планетолагамі. У Венеры самая шчыльная сярод вядомых землепадобных планет атмасфера, якая складаецца галоўным чынам з вуглякіслага газу. Гэта тлумачыцца тым, што на Венеры няма кругаабароту вугляроду і жыцця, якое магло б перапрацоўваць яго ў біямасу.

У глыбокай старажытнасці Венера, як мяркуюць, настолькі разагрэлася, што падобныя зямным акіяны, якія, як лічыцца, на ёй былі, цалкам выпарыліся, пакінуўшы пасля сябе пустынны пейзаж з мноствам плітападобных скал. Адна з гіпотэз мяркуе, што з-за слабасці магнітнага поля вадзяны пар (расшчэплены сонечным выпраменьваннем на элементы) быў вынесены сонечным ветрам у міжпланетную прастору. Устаноўлена, што атмасфера планеты і цяпер губляе вадарод і кісларод у суадносінах 2:1[6].

Атмасферны ціск на паверхні Венеры ў 92 разы большы, чым на Зямлі. Дэталёвае картаграфаванне паверхні Венеры праводзілася на працягу апошніх 22 гадоў, у прыватнасці праектам «Магелан». Паверхня Венеры носіць выразныя прыкметы вулканічнай дзейнасці, а атмасфера змяшчае шмат серы. Некаторыя эксперты мяркуюць, што вулканічная дзейнасць на Венеры працягваецца і цяпер. Аднак відавочных доказаў гэтаму не было знойдзена, таму што пакуль ні на адной з вулканічных западзін — кальдэр — не было заўважана лававых патокаў. Вельмі малая колькасць ударных кратараў сведчыць аб тым, што паверхня Венеры адносна маладая: ёй прыблізна 500 мільёнаў гадоў. Ніякіх сведчанняў тэктанічнага руху пліт на Венеры не выяўлена, магчыма таму, што яе літасфера з-за адсутнасці вады занадта вязкая і, такім чынам, недастаткова рухомая. Мяркуюць таксама, што Венера паступова губляе ўнутраную высокую тэмпературу.

Асноўныя звесткі[правіць | правіць зыходнік]

Сярэдняя адлегласць Венеры ад Сонца — 108 млн км (0,723 а. а.). Адлегласць ад Венеры да Зямлі змяняецца ў межах ад 40 да 259 млн км[7]. Яе арбіта вельмі блізкая да кругавой — эксцэнтрысітэт складае ўсяго 0,0068. Перыяд абароту вакол Сонца роўны 224,7 зямных сутак; сярэдняя арбітальная хуткасць — 35 км/с. Нахіл арбіты да плоскасці экліптыкі роўны 3,4°.

Параўнальныя памеры (злева направа) Меркурыя, Венеры, Зямлі і Марса

Венера верціцца вакол сваёй восі, якая адхілена на 2° ад перпендыкуляра да плоскасці арбіты, з усходу на захад, гэта значыць у кірунку, які процілеглы кірунку вярчэння большасці планет. Адзін абарот вакол восі займае 243,02 зямных сутак. Камбінацыя гэтых рухаў дае велічыню сонечных сутак на планеце 116,8 зямных сутак. Цікава, што адзін абарот вакол сваёй восі ў адносінах да Зямлі Венера здзяйсняе за 146 сутак, а сінадычны перыяд складае 584 сутак, гэта значыць роўна ў чатыры разы даўжэй. У выніку, у кожным ніжнім злучэнні Венера павернута да Зямлі адным і тым жа бокам. Пакуль невядома, ці з'яўляецца гэта супадзеннем, ці тут дзейнічае гравітацыйнае прыцягненне Зямлі і Венеры.

Па памерах Венера даволі блізкая да Зямлі. Радыус планеты роўны 6051,8 км (95 % зямнога), маса - 4,87×1024кг (81,5 % зямной), сярэдняя шчыльнасць — 5,24 г/см³[1]. Паскарэнне свабоднага падзення роўнае 8,87 м/с², другая касмічная хуткасць10,46 км/с.

Атмасфера[правіць | правіць зыходнік]

Залежнасць тэмпературы атмасферы ад вышыні

Атмасферу на Венеры адкрыў рускі навуковец М. В. Ламаносаў 6 чэрвеня 1761 года (па новым стылі)[8].

Атмасфера Венеры складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу (96 %) і азоту (амаль 4 %). Вадзяны пар і кісларод утрымліваюцца ў ёй у вельмі малых колькасцях (0,02 % і 0,1 %). Венерыянская атмасфера ўтрымлівае ў 105 разоў больш газу, чым зямная[9]. Ціск каля паверхні дасягае 93 атм, тэмпература — 750 К (475 °C). Гэта перавышае тэмпературу паверхні Меркурыя, які знаходзіцца ўдвая бліжэй да Сонца. Прычынай такой высокай тэмпературы на Венеры з'яўляецца парніковы эфект, які ствараецца шчыльнай вуглекіслотнай атмасферай.

Шчыльнасць атмасферы Венеры каля паверхні ўсяго толькі ў 14 разоў меншая за шчыльнасць вады. Нягледзячы на павольнае вярчэнне планеты, перападу тэмператур паміж дзённым і начным бокам планеты не назіраецца — настолькі вялікая цеплавая інерцыя атмасферы.

Атмасфера Венеры распасціраецца да вышыні 250 км[10].

Хмарны покрыў размешчаны на вышыні 30—60 км і складаецца з некалькіх слаёў. Хімічны склад аблокаў не устаноўлены. Мяркуецца, што ў іх могуць прысутнічаць кропелькі канцэнтраванай сернай кіслаты, злучэнні серы і хлору. Вымярэнні, праведзеныя з борта касмічных апаратаў, якія спускаліся ў атмасферу Венеры, паказалі, што хмарны покрыў не вельмі шчыльны, і, хутчэй за ўсё, нагадвае лёгкую смугу.

Падчас пралёта «Galileo» міма Венеры была праведзена здымка інфрачырвоным спектрометрам NIMS, і нечакана высветлілася, што на хвалях даўжынёй 1,02, 1,1 і 1,18 мкм сігнал карэлюе з тапаграфіяй паверхні, гэта значыць для адпаведных частот існуюць «вокны», праз якія відаць паверхню Венеры.

У ультрафіялетавым святле хмарны покрыў выглядае як мазаіка светлых і цёмных палос, выцягнутых пад невялікім вуглом да экватара. Іх назіранні паказваюць, што хмарны покрыў круціцца з усходу на захад з перыядам 4 сутак. Гэта азначае, што на ўзроўні хмарнага покрыва дзьмуць вятры з хуткасцю 100 м/с.

Аб нявырашаных праблемах, звязаных з атмасферай планеты, выказаўся супрацоўнік Інстытута даследаванняў Сонечнай сістэмы Таварыства Макса Планка (ФРГ) Дзмітрый Цітоў[11]:

Практычна ўся яе атмасфера ўцягнутая ў адзін гіганцкі ураган: яна верціцца вакол планеты з хуткасцю, якая дасягае 120-140 метраў у секунду каля верхняй мяжы аблокаў. Мы пакуль цалкам не разумеем, як гэта адбываецца, і што падтрымлівае гэта звымагутны рух. Яшчэ адзін прыклад: вядома, што асноўны серазмяшчальны газ на Венеры — гэта двухвокіс серы. Але калі мы пачынаем мадэляваць хімію атмасферы на камп'ютары, то высвятляецца, што двухвокіс серы павінен быць «з'едзены» паверхняй на працягу геалагічна кароткага часу. Гэты газ павінен знікнуць, калі няма нейкага пастаяннага падсілкоўвання. Яго прыпісваюць, як правіла, вулканічнай актыўнасці.

У венерыянскай атмасферы маланкі б'юць у два разы часцей, чым у зямной. Гэта з'ява атрымала назву «электрычны цмок Венеры». Прырода такой электрычнай актыўнасці пакуль невядомая. Упершыню гэты феномен быў зафіксаваны апаратам «Венера-2». Прычым выявілі яго як перашкоды ў радыёперадачы.

Па дадзеных савецкага апарата «Венера-8», асветленасць каля паверхні планеты пры вышыні Сонца 5,5° над гарызонтам складае 350±150 люкс, г. зн. толькі нязначная частка сонечнага выпраменьвання дасягае паверхні планеты. Пры знаходжанні Сонца ў зеніце асветленасць складае ўжо 1000-3000 люкс[12]. На Венеры ніколі не бывае ясных дзён[13].

Паводле дадзеных апарата «Венера-экспрэс» у атмасферы Венеры быў знойдзены азонавы слой[14][15]. Ён размешчаны нашмат вышэй зямнога — на вышыні каля 100 км — і змяшчае ў сотні разоў менш азону. Мяркуецца, што азонавы слой на Венеры утвараецца пад дзеяннем сонечнага выпраменьвання з вуглякіслага газу. Навукоўцы падкрэсліваюць, што канцэнтрацыя азону ў атмасферы Венеры характэрная для неарганічнага сцэнарыя ўтварэння[14].

Клімат[правіць | правіць зыходнік]

Тапаграфічная карта Венеры

Разлікі паказваюць, што пры адсутнасці атмасферы максімальная тэмпература паверхні Венеры не перавышала б 80 °C. У рэчаіснасці ж тэмпература на паверхні Венеры (на ўзроўні сярэдняга радыуса планеты) — каля 750 К (477 °C), прычым яе сутачныя ваганні нязначныя. Ціск — каля 93 атм, шчыльнасць газу амаль на два парадкі вышэйшая, чым у атмасферы Зямлі. Гэтыя факты расчаравалі многіх даследчыкаў, якія лічылі, што на гэтай, так падобнай на нашу, планеце ўмовы блізкія да тых, што былі на Зямлі ў каменнавугальны перыяд, і таму там можа існаваць падобная біясфера. Першыя вызначэнні тэмпературы, здавалася, маглі апраўдаць такія надзеі, але ўдакладненні (у прыватнасці, пры дапамозе спускальных апаратаў) паказалі, што з-за парніковага эфекту каля паверхні Венеры выключана ўсякая магчымасць існавання вадкай вады.

Гэты эфект у атмасферы планеты, які прыводзіць да моцнага разагравання паверхні, ствараюць вуглякіслы газ і вадзяны пар, якія інтэнсіўна паглынаюць інфрачырвоныя (цеплавыя) прамяні, што выпускаюцца нагрэтай паверхняй Венеры. Тэмпература і ціск спачатку падаюць з павелічэннем вышыні. Мінімум тэмпературы 150—170 К (−125… −105 °C) адзначаны на вышыні 60—80 км[16], а па меры далейшага ўздыму тэмпература расце, дасягаючы на вышыні 90—120 км 310—345 К (35—70 °C)[17].

Вецер, вельмі слабы каля паверхні планеты (не больш за 1 м/с), у раёне экватара на вышыні звыш 50 км узмацняецца да 150—300 м/с. Назіранні з аўтаматычных касмічных станцый выявілі ў атмасферы навальніцы.

Паверхня і ўнутраная будова[правіць | правіць зыходнік]

Унутраная будова Венеры

Даследаванне паверхні Венеры стала магчымым з развіццём радыёлакацыйных метадаў. Найбольш падрабязную карту склаў амерыканскі апарат «Магелан», які зняў 98 % паверхні планеты. Картаграфаванне выявіла на Венеры шырокія ўзвышшы. Найбуйнейшыя з іх — Зямля Іштар і Зямля Афрадыты, якія параўнальныя па памерах з зямнымі мацерыкамі. Ударных кратараў на Венеры адносна няшмат. Значная частка паверхні планеты геалагічна маладая (каля 500 млн гадоў). 90 % паверхні планеты пакрыта застылай базальтавай лавай.

У 2009 годзе была апублікавана карта паўднёвага паўшар'я Венеры, складзеная з дапамогай апарата «Венера-экспрэс». На аснове дадзеных гэтай карты ўзніклі гіпотэзы аб наяўнасці ў мінулым на Венеры акіянаў вады і моцнай тэктанічнай актыўнасці[18].

Прапанавана некалькі мадэлей ўнутранай будовы Венеры. Згодна з найбольш рэалістычнай з іх, на Венеры ёсць тры абалонкі. Першая — кара таўшчынёй прыкладна 16 км. Далей — мантыя, сілікатная абалонка, якая распасціраецца на глыбіню парадку 3300 км да мяжы з жалезным ядром, маса якога складае каля чвэрці ўсёй масы планеты. Паколькі ўласнае магнітнае поле планеты адсутнічае, то можна дапусціць, што ў жалезным ядры няма перамяшчэння зараджаных часціц — электрычнага току, які спараджае магнітнае поле, такім чынам, руху рэчыва ў ядры не адбываецца. Гэта значыць, што яно знаходзіцца ў цвёрдым стане. Шчыльнасць ў цэнтры планеты дасягае 14 г/см³.

Пераважная большасць дэталей рэльефу Венеры носіць жаночыя імёны, за выключэннем найвышэйшага горнага хрыбта планеты, размешчанага на Зямлі Іштар блізу плато Лакшмі і названага ў гонар Джэймса Максвела.

Рэльеф[правіць | правіць зыходнік]

Кратары на паверхні Венеры
Малюнак паверхні Венеры на аснове радыёлакацыйных дадзеных

Апараты «Венера-15» і «Венера-16» у 1983-1984 гадах з дапамогай радара закартаграфавалі вялікую частку паўночнага паўшар'я. Амерыканскі «Магелан» з 1989 па 1994 год зрабіў больш падрабязнае (з разрозненнем 300 м) і амаль поўнае картаграфаванне паверхні планеты. На ёй выяўленыя тысячы старажытных вулканаў, якія вывяргалі лаву, сотні кратараў, арахноіды, горы. Паверхневы слой (кара) вельмі тонкі; аслаблены высокай тэмпературай, ён слаба перашкаджае прарыву лавы вонкі. Два венерыянскія кантыненты — Зямля Іштар і Зямля Афрадыты — па плошчы не менш за Еўропу кожны, аднак па працягласці іх некалькі пераўзыходзяць каньёны Парнгэ, названыя ў гонар гаспадыні лесу у ненцаў, якія з'яўляюцца самай вялікай дэталлю рэльефу Венеры. Нізіны, падобныя на акіянскія западзіны, займаюць на Венеры толькі адну шостую паверхні. Горы Максвела на Зямлі Іштар узвышаюцца на 11 км над сярэднім узроўнем паверхні. Горы Максвела, а таксама вобласці Альфа і Бэта з'яўляюцца адзінымі выключэннямі з правіла аб назвах, прынятага МАС. Усім астатнім раёнах Венеры дадзены жаночыя імёны, у тым ліку рускія: на карце можна знайсці Зямлю Лады, раўніну Снягуркі і каньён Бабы-Ягі[19].

Ударныя кратары — рэдкі элемент венерыянскага пейзажу. На ўсёй планеце маецца толькі каля 1000 кратараў. На здымку два кратары дыяметрамі каля 40-50 км. Унутраная вобласць запоўнена лавай. «Пялёсткі» вакол кратараў уяўляюць сабой участкі, пакрытыя раздробненай пародай, выкінутай вонкі падчас выбуху пры ўтварэнні кратара.

Назіранне Венеры[правіць | правіць зыходнік]

Від з Зямлі[правіць | правіць зыходнік]

Венера заўсёды ярчэйшая, чым самыя яркія зоркі

Венеру лёгка распазнаць, бо па бляску яна нашмат пераўзыходзіць самыя яркія зоркі. Адметнай прыкметай планеты з'яўляецца яе роўны белы колер. Венера, гэтак жа як і Меркурый, не адыходзіць на небе на вялікую адлегласць ад Сонца. У моманты элангацый Венера можа аддаліцца ад Сонца сама больш на 47,8°. Як і ў Меркурыя, у Венеры ёсць перыяды ранішняй і вячэрняй бачнасці: у старажытнасці лічылі, што ранішняя і вячэрняя Венеры — розныя зоркі. Венера — трэці па яркасці аб'ект на нашым небе. У перыяды бачнасці яе бляск у максімуме каля -4,4m.

У тэлескоп, нават невялікі, можна лёгка ўбачыць і праназіраць змену бачнай фазы дыска планеты. Яго ўпершыню назіраў у 1610 Галілей.

Праходжанне па дыску Сонца[правіць | правіць зыходнік]

Венера на дыску Сонца. Відэа
Анімацыя. Змадэляваная паверхня Венеры. Затым — візуальнае аддаленне ад Венеры аж да Зямлі. Канец — праходжанне Венеры па дыску Сонца

Так як Венера размешчана бліжэй да Сонца, чым Зямля, з Зямлі можна назіраць праходжанне Венеры па дыску Сонца. Пры гэтым планета выглядае як маленькі чорны дыск на фоне вялізнага свяціла. Аднак гэта вельмі рэдкая з'ява. На працягу прыкладна двух з паловай стагоддзяў здараецца чатыры праходжанні — два снежаньскія і два чэрвеньскія. Апошняе адбылося 6 чэрвеня 2012 года. Наступнае праходжанне будзе толькі 11 снежня 2117 г.

Упершыню назіраў праходжанне Венеры па дыску Сонца 4 снежня 1639 г. англійскі астраном Джэрэмі Хоракс (1619-1641). Ён жа прадвылічыў гэтую з'яву.

Асабліва цікавымі для навукі былі назіранні «з'яўлення Венеры на Сонцы», якія зрабіў М. В. Ламаносаў 6 чэрвеня 1761 года. Гэта касмічная з'ява была таксама загадзя вылічана і з нецярпеннем чакалася астраномамі ўсяго свету[20]. Яго даследаванне было патрэбна для вызначэння паралакса, які дазваляў удакладніць адлегласць ад Зямлі да Сонца (па метаду, распрацаванаму англіскім астраномам Э. Галеем), што патрабавала арганізацыі назіранняў з розных геаграфічных пунктаў на паверхні зямнога шара — сумесных намаганняў вучоных многіх краін[21].

З рукапісу М. В. Ламаносава «З'ява Венеры на Сонца…». 1761

Аналагічныя візуальныя даследаванні праводзіліся ў 40 пунктах пры ўдзеле 112 чалавек. На тэрыторыі Расіі арганізатарам іх быў М. В. Ламаносаў, які звярнуўся 27 сакавіка ў Сенат з данясеннем, у якім абгрунтоўваў неабходнасць падрыхтоўкі з гэтай мэтай астранамічных экспедыцый у Сібір, хадайнічаў аб выдзяленні грашовых сродкаў на гэта дарагое мерапрыемства, ён склаў кіраўніцтва для назіральнікаў і г. д. Вынікам яго намаганняў стала накіраванне экспедыцыі Н. І. Папова ў Іркуцк і С. Я. Румоўскага — у Селенгінск. Немалых намаганняў таксама каштавала яму арганізацыя назіранняў у Санкт-Пецярбургу, у Акадэмічнай абсерваторыі, пры ўдзеле А. Д. Красільнікавай і Н. Г. Курганава. У іх задачу ўваходзіла назіранне кантактаў Венеры і Сонца — бачнага дотыку краёў іх дыскаў. М. В. Ламаносаў, які больш за ўсё цікавіўся фізічным бокам з'явы, ведучы самастойныя назіранні ў сваёй хатняй абсерваторыі, выявіў светлавы абадок вакол Венеры[21].

Гэта праходжанне назіралася ва ўсім свеце, але толькі М. В. Ламаносаў звярнуў увагу на тое, што пры судотыку Венеры з дыскам Сонца вакол планеты з'явілася «тонкае, як волас, ззянне». Такі ж светлы арэол назіраўся і пры сыходжанні Венеры з сонечнага дыска.

М. В. Ламаносаў даў правільнае навуковае тлумачэнне гэтай з'явы, лічачы яе вынікам рэфракцыі сонечных прамянёў у атмасферы Венеры. «Планета Венера, — пісаў ён, — акружана шчыльнай паветранай атмасферай, такою (калі не большаю), як і тая, што абліваецца вакол нашага шара зямнога». Так упершыню ў гісторыі астраноміі, яшчэ за сто гадоў да адкрыцця спектральнага аналізу, пачалося фізічнае вывучэнне планет. У той час пра планеты Сонечнай сістэмы амаль нічога не было вядома. Таму наяўнасць атмасферы на Венеры М. В. Ламаносаў разглядаў як бясспрэчны доказ падабенства планет і, у прыватнасці, падабенства паміж Венерай і Зямлёй. Эфект убачылі многія назіральнікі: Т. Бергман, П. Варгентын, Шапо д'Атэрош, С. Я. Румоўскі, але толькі М. В. Ламаносаў правільна яго растлумачыў. У астраноміі гэты феномен рассейвання святла, адлюстраванне светлавых прамянёў пры слізгальным падзенні (у М. В. Ламаносава — «пупырь»), атрымаў яго імя — «з'ява Ламаносава»[22][21].

Цікавы другі эфект, які назіраўся астраномамі з прыбліжэннем дыска Венеры да знешняга краю дыска Сонца або пры аддаленні ад яго. Дадзеная з'ява, адкрытая таксама М. В. Ламаносавым, не была здавальняюча вытлумачана, і яе, відаць, варта расцэньваць як люстраное адлюстраванне Сонца атмасферай планеты — асабліва вялікае яно пры нязначных вуглах слізгання, пры знаходжанні Венеры паблізу Сонца. Вучоны апісвае яго наступным чынам[23][21]:

Чакаючы ўступлення Венерынага на Сонца каля сарака хвілін пасля прадпісанага ў эфемерыдах часу, убачыў нарэшце, што сонечны край чаканага ўступлення стаў невыразны і трохі быццам стушаваўся, а раней быў вельмі чысты і ўсюды роўны. Поўнае выхаджэнне, або апошні дотык задняга краю Венеры да Сонца пры самым выхадзе, было таксама з некаторым адрывам і з няяснасцю сонечнага краю.

Даследаванні планеты з дапамогай касмічных апаратаў[правіць | правіць зыходнік]

«Венера-3» — першы касмічны апарат, які дасягнуў Венеры

Венера даволі інтэнсіўна даследавалася з дапамогай касмічных апаратаў. Першым касмічным апаратам, прызначаным для вывучэння Венеры, быў савецкі «Венера-1». Пасля спробы дасягнення Венеры гэтым апаратам, запушчаным 12 лютага 1961 г., да планеты накіроўваліся савецкія апараты серыі «Венера», «Вега», амерыканскія «Марынер», «Піянер-Венера-1», «Піянер-Венера-2», «Магелан», еўрапейскі «Венера-экспрэс», японскі «Акацуки». У 1975 касмічныя апараты «|Венера-9» і «Венера-10» перадалі на Зямлю першыя фатаграфіі паверхні Венеры; у 1982 годзе «Венера-13» і «Венера-14» перадалі з паверхні Венеры каляровыя выявы[24]. Зрэшты, умовы на паверхні Венеры такія, што ні адзін з касмічных апаратаў не прапрацаваў на планеце больш за дзве гадзіны. Раскосмас плануе адпраўку станцыі «Венера-Д» са спадарожнікам планеты і больш жывучым зондам, які павінен прапрацаваць на паверхні планеты не меней месяца[25][26], а таксама комплексу «Венера-Глоб» з арбітальнага спадарожніка і некалькіх спускальных модуляў[27].

Храналогія[правіць | правіць зыходнік]

Спіс паспяховых запускаў касмічных апаратаў, якія перадалі звесткі пра Венеру[28][29].

Краіна Назва Запуск Заўвага
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-1 01961-02-12 12 лютага 1961 Першы пралёт міма Венеры. З-за страты сувязі навуковая праграма не выканана
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Марынер-2 01962-08-27 27 жніўня 1962 Пралёт. Збор навуковай інфармацыі
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Зонд-1 01964-04-02 2 красавіка 1964 Пралёт. Збор навуковай інфармацыі
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-2 01965-11-12 12 лістапада 1965 Пралёт. Збор навуковай інфармацыі
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-3 01965-11-16 16 лістапада 1965 Дасягненне Венеры. Збор навуковай інфармацыі
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-4 01967-06-12 12 чэрвеня 1967 Атмасферныя даследаванні і спроба дасягнення паверхні (апарат расціснуты ціскам, аб якім да таго часу нічога не было вядома)
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Марынер-5 01967-06-14 14 чэрвеня 1967 Пралёт з мэтай даследаванняў атмасферы
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-5 01969-01-05 5 студзеня 1969 Спуск у атмасферы, вызначэнне яе хімічнага складу
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-6 01969-01-10 10 студзеня 1969 Спуск у атмасферы, вызначэнне яе хімічнага складу
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-7 01970-08-17 17 жніўня 1970 Першая мяккая пасадка на паверхню планеты. Збор навуковай інфармацыі
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-8 01972-03-27 27 сакавіка 1972 Мяккая пасадка. Пробы грунту.
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Марынер-10 01973-11-04 4 лістапада 1973 Пралёт да Меркурыю, навуковыя даследаванні
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-9 01975-06-08 8 чэрвеня 1975 Мяккая пасадка модуля і штучны спадарожнік Венеры. Першыя чорна-белыя фатаграфіі паверхні.
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-10 01975-06-14 14 чэрвеня 1975 Мяккая пасадка модуля і штучны спадарожнік Венеры. Чорна-белыя фатаграфіі паверхні.
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Піянер-Венера-1 01978-05-20 20 мая 1978 Штучны спадарожнік, радыёлакацыя паверхні
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Піянер-Венера-2 01978-08-08 8 жніўня 1978 Уваходжанне ў атмасферу, навуковыя даследаванні
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-11 01978-09-09 9 верасня 1978 Мяккая пасадка модуля, пралёт апарата
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-12 01978-09-14 14 верасня 1978 Мяккая пасадка модуля, пралёт апарата
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-13 01981-10-30 30 кастрычніка 1981 Мяккая пасадка модуля. Першы запіс гуку на паверхні і першая перадача каляровага панарамнага малюнка
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-14 01981-11-04 4 лістапада 1981 Мяккая пасадка модуля. Перадача каляровага панарамнага малюнка
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-15 01983-06-02 2 чэрвеня 1983 Штучны спадарожнік Венеры, радыёлакацыя
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Венера-16 01983-06-07 7 чэрвеня 1983 Штучны спадарожнік Венеры, радыёлакацыя
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Вега-1 01984-12-15 15 снежня 1984 Даследаванне атмасферы зондам-аэрастатам, пралёт апарата да каметы Галея
Саюз Савецкіх Сацыялістычных Рэспублік СССР Вега-2 01984-12-21 21 снежня 1984 Даследаванне атмасферы зондам-аэрастатам, пралёт апарата да каметы Галея
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Магелан 01989-05-04 4 мая 1989 Штучны спадарожнік Венеры, падрабязная радыёлакацыя
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Галілеа 01989-10-18 18 кастрычніка 1989 Пралёт міма па дарозе да Юпітэра, навуковыя даследаванні
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Касіні-Гюйгенс 01997-10-15 15 кастрычніка 1997 Пралёт міма па дарозе да Сатурна
Злучаныя Штаты Амерыкі ЗША Месэнджэр 02004-08-03 3 жніўня 2004 Пралёт міма па дарозе да Меркурыя, фота здалёку
Сцяг ЕС ЕКА Венера-экспрэс 02005-11-09 9 лістапада 2005 Штучны спадарожнік Венеры, радыёлакацыя паўднёвага полюса
Сцяг Японіі Японія Акацукі 02010-05-21 21 мая 2010 Няўдача. Выхад на арбіту не плануецца.

Асаблівасці наменклатуры[правіць | правіць зыходнік]

Паколькі аблокі хаваюць паверхню Венеры ад візуальных назіранняў, яе можна вывучаць толькі радыёлакацыйнымі метадамі. Першыя, грубыя карты Венеры былі складзеныя ў 1960-я гг. на аснове радыёлакацыі, якая праводзілася з Зямлі. Светлыя ў радыёдыяпазоне дэталі велічынёй ў сотні і тысячы кіламетраў атрымалі ўмоўныя абазначэнні, прычым існавала некалькі сістэм такіх абазначэнняў, якія не мелі ўсеагульнага хаджэння, а выкарыстоўваліся лакальна групамі навукоўцаў. Адны ўжывалі літары грэчаскага алфавіта, іншыя — лацінскія літары і лічбы, трэція — рымскія лічбы, чацвёртыя — найменні ў гонар знакамітых навукоўцаў, якія працавалі ў сферы электра- і радыётэхнікі (Гаус, Герц, Папоў). Гэтыя абазначэнні (за асобнымі выключэннямі) цяпер выйшлі з навуковага ўжытку, хоць яшчэ сустракаюцца ў сучаснай літаратуры па астраноміі[30]. Выключэннем з'яўляюцца вобласць Альфа, вобласць Бэта і горы Максвела, якія былі ўдала супастаўленыя і атаясамлены з удакладненымі дадзенымі, атрыманымі з дапамогай касмічнай радыёлакацыі[31].

Схема падзелу карты Венеры на лісты (для кожнага паказана літарна-лічбавае пазначэнне і лацінская назва па характэрнай дэталі рэльефу)

Першую карту часткі венерыянскай паверхні паводле дадзеных радыёлакацыі склала Геалагічная служба ЗША ў 1980 годзе. Для картаграфавання была выкарыстана інфармацыя, сабраная радыёзондам «Піянер-Венера-1» («Піянер-12»), які працаваў на арбіце Венеры з 1978 па 1992 год.

Карты паўночнага паўшар'я планеты (трэць паверхні) складзеныя ў 1989 годзе ў маштабе 1:5 000 000 сумесна Амерыканскай геалагічнай службай і расійскім Інстытутам геахіміі і аналітычнай хіміі ім. У. І. Вярнадскага. Выкарыстоўваліся дадзеныя савецкіх радыёзондаў «Венера-15» і «Венера-16». Поўная (акрамя паўднёвых палярных абласцей) і больш падрабязная карта паверхні Венеры складзена ў 1997 годзе ў маштабах 1:10 000 000 і 1:50 000 000 Амерыканскай геалагічнай службай. Пры гэтым былі выкарыстаныя дадзеныя радыёзондаў «Магелан»[30][31].

Правілы наймення дэталей рэльефу Венеры былі зацверджаны на XIX Генеральнай асамблеі Міжнароднага астранамічнага саюза ў 1985 годзе, пасля абагульнення вынікаў радыёлакацыйных даследаванняў Венеры аўтаматычнай міжпланетнай станцыямі. Было вырашана выкарыстоўваць у наменклатуры толькі жаночыя імёны (акрамя трох названых раней гістарычных выключэнняў)[30]

  • Буйныя кратары Венеры атрымліваюць назвы ў гонар прозвішчаў знакамітых жанчын, малыя кратары — жаночыя імёны. Прыклады буйных: Ахматава, Барсава, Барто, Волкава, Галубкіна, Данілава, Дашкова, Ярмолава, Яфімава, Клёнава, Мухіна, Абухава, Арлова, Асіпенка, Патаніна, Руднева, Русланава, Федарэц, Яблачкіна. Прыклады дробных: Аня, Каця, Оля, Света, Таня і г. д.[30][31]

Някратарныя формы рэльефу Венеры атрымліваюць імёны ў гонар міфічных, казачных і легендарных жанчын: узвышшам даюцца імёны багінь розных народаў, паніжэнням рэльефу - іншых персанажаў з розных міфалогій:

  • Зямлі і плато атрымліваюць назвы ў гонар багінь кахання і прыгажосці; тэсэры — па імі багінь лёсу, шчасця і ўдачы; горы, купалы, вобласці называюцца імёнамі розных багінь, веліканш, тытанід; пагоркі — імёнамі марскіх багінь; уступы — імёнамі багінь хатняга ачага, вянкі — імёнамі багінь урадлівасці і земляробства; грады — імёнамі багінь неба і жаночых персанажаў, увязаных у міфах з небам і святлом.
  • Разоры і лініі атрымліваюць назвы ваяўнічых жанчын, а каньёны — імёны міфалагічных персанажаў, звязаных з Месяцам, паляваннем і лесам[30][31].

Дадатковыя звесткі[правіць | правіць зыходнік]

Спадарожнік Венеры[правіць | правіць зыходнік]

Венера побач з Сонцам, закрытым Месяцам. Кадр апарата «Клеменціна»

Венера разам з Меркурыем лічыцца планетай, у якой няма натуральных спадарожнікаў. У мінулым мелі месца шматлікія заявы аб назіранні спадарожнікаў Венеры, але адкрыццё заўсёды аказвалася заснаваным на памылцы. Першыя заявы аб тым, што выяўлены спадарожнік Венеры, адносяцца да XVII стагоддзя. Усяго за 120-гадовы перыяд да 1770 было зарэгістравана больш за 30 назіранняў спадарожніка як мінімум 20 астраномамі.

К 1770 году пошукі спадарожнікаў Венеры былі практычна спынены, у асноўным з-за таго, што не ўдавалася паўтарыць вынікі папярэдніх назіранняў, а таксама ў выніку таго, што ніякіх прыкмет наяўнасці спадарожніка не было выяўлена пры назіранні праходжання Венеры па дыску Сонца ў 1761 і 1769 годзе.

У Венеры (як і у Марса і Зямлі) існуе квазіспадарожнік, астэроід 2002 VE68, які абарочваецца вакол Сонца такім чынам, што паміж ім і Венерай існуе арбітальны рэзананс, у выніку якога на працягу многіх перыядаў абароту ён застаецца непадалёк ад планеты.

У XIX стагоддзі існавала гіпотэза, што ў мінулым спадарожнікам Венеры быў Меркурый, які пасля быў ёю «страчаны»[32]. У 1976 Том ван Фландэрн і К. Р. Харынгтан на падставе матэматычных разлікаў паказалі, што гэтая гіпотэза добра тлумачыць вялікія адхіленні (эксцэнтрысітэт) арбіты Меркурыя, яго рэзанансны характар абарачэння вакол Сонца і страту вярчальнага моманту як у Меркурыя, так і ў Венеры. Таксама тлумачыцца набыццё Венерай вярчэння, адваротнага асноўнаму ў Сонечнай сістэме, разагрэў паверхні планеты і ўзнікненне шчыльнай атмасферы[33][34].

Тэрафарміраванне Венеры[правіць | правіць зыходнік]

Тэрафарміраваная Венера

Венера — кандыдат на тэрафарміраванне. Па адным з планаў меркавалася развеяць ў атмасферы Венеры генетычна мадыфікаваныя сіне-зялёныя водарасці, якія, перапрацоўваючы вуглякіслы газ (які складае 96 % атмасферы Венеры) у кісларод, значна паменшылі б парніковы эфект і панізілі б тэмпературу на планеце.

Аднак для фотасінтэзу неабходная вада, якой, паводле апошніх дадзеных, на Венеры практычна няма (нават у выглядзе пары ў атмасферы). Таму для рэалізацыі такога праекта неабходна ў першую чаргу даставіць на Венеру ваду — напрыклад, з дапамогай бамбардзіроўкі яе водна-аміячнымі астэроідамі ці іншым шляхам.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. 1,0 1,1 Солнечная система / Ред.-сост. В. Г. Сурдин — М.: Физматлит, 2008. — С. 126. — 400 с. — ISBN 978-5-9221-0989-5.
  2. Неторопливая Венера , Lenta.ru (17.02.2012).
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Williams, David R. Venus Fact Sheet. NASA (April 15, 2005). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 12 кастрычніка 2007.
  4. Venus: Facts & Figures. NASA. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 12 красавіка 2007.
  5. Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars. Planetary Society. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 12 красавіка 2007.
  6. Caught in the wind from the Sun. ESA (Venus Express) (2007-11-28). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 12 ліпеня 2013.
  7. Венера, всё о космосе
  8. Shiltsev V., Nesterenko I., Rosenfeld R. (2013). "Replicating the discovery of Venus’s atmosphere". Physics Today 66 (2): 64. doi:10.1063/PT.3.1894. http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v66/i2/p64_s1. 
  9. Строение планеты — Астрономия и Космос
  10. Котляр, Павел. Спутник приволочился за Венерой , infox.ru (2010-09-09).
  11. Венера — сведения
  12. Венера-8. НПО им. С. А. Лавочкина. Архівавана з першакрыніцы 18 жніўня 2011. Праверана 9 красавіка 2011.
  13. 50 интересных фактов из астрономии
  14. 14,0 14,1 У Венеры нашли озоновый слой
  15. Venus has an ozone layer
  16. Колледж.ру
  17. Агентство РИА
  18. На Венере в прошлом были океаны и вулканы — учёные. РИА Новости (2009-07-14). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011.
  19. Venus gazetteer(англ.) 
  20. М. В. Ламаносаў піша: «… п. Курганаў па вылічэнні свайму даведаўся, што гэта незабыўнае праходжанне Венеры па Сонцы, ізноў у 1769 годзе мая 23 дня па старым стылі здарыцца, якое хоць у Санкт-Пецярбургу і наўрад ці будзе бачна, толькі многія месцы каля тутэйшай паралелі, а асаблiва тыя, што далей на поўнач ляжаць, могуць быць сведкамі. Бо пачатак уступлення адбудзецца тут у 10-й гадзіне папаўдні, а выступ — у 3-й гадзіне папоўначы; з'яўленне пройдзе па верхняй палове Сонца ў адлегласці ад яго цэнтра блізка 23 сонечнага паўпапярочніка. А з 1769 па заканчэнні ста пяці гадоў зноў гэта з'ява бачная быціме. Таго ж 1769 кастрычніка 29 дня такое ж праходжанне і планеты Меркурый па Сонцы будзе бачнае толькі ў Паўднёвай Амерыцы» — М. В. Ламаносаў «З'яўленне Венеры на Сонца…»
  21. 21,0 21,1 21,2 21,3 Михаил Васильевич Ломоносов. Избранные произведения в 2-х томах. М.: Наука. 1986
  22. Наблюдения М. В. Ломоносова — Прохождение Венеры по диску Солнца 8 июня 2004 года — сайт «Галактика»
  23. Явление Ломоносова — Рассеяние света. Отражение световых лучей при скользящем падении. — На сайте «Взгляд на мир»
  24. Панарамы паверхні Венеры, атрыманыя савецкімі спускальнымі апарат і апрацаваныя з дапамогай сучасных метадаў Донам Мітчэлам, знаходзяцца тут.
  25. Россия до 2015 года разработает и запустит принципиально новый космический аппарат — долгоживущую станцию «Венера-Д»
  26. РФ запустит зонд к Венере не раньше 2024 г, к Меркурию — после 2031 г
  27. Венера-Глоб
  28. Chronology of Venus Exploration (NASA)
  29. Космические пуски и события СССР и России (kocmoc.info)
  30. 30,0 30,1 30,2 30,3 30,4 Имена на карте Венеры (galatreya.ru)
  31. 31,0 31,1 31,2 31,3 Ж. Ф. Родионова «Карты Венеры»
  32. С. А. Язев «Лекции о Солнечной системе: Учебное пособие», — СПб: Лань, 2011, С. 57-75. ISBN 978-5-8114-1253-2
  33. Бывший спутник Венеры?
  34. Cf. R. S. Harrington, T. C. van Flandern «A Dynamical Investigation of the Conjecture that Mercury is an Escaped Satellite of Venus», Icarus 28, (1976), pp. 435—440.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]